El documento describe la formación y evolución de las estrellas, centrándose en la estabilidad de nubes de gas y los procesos térmicos y nucleares que permiten su existencia. A medida que consumen su hidrógeno, las estrellas experimentan fases de compresión y expansión, terminando su ciclo de vida como gigantes rojas o en formas más complejas dependiendo de su masa. La interacción entre la presión gravitacional y térmica es crucial para el equilibrio estelar, y la falta de este puede resultar en fenómenos catastróficos.

1. Serie principal
HR
Generación de energía en las estrellas

2. Criterios de estabilidad de una región dentro de una nube de gas uniforme.
Cs es la velocidad del sonido en el gas.
G es la constante de gravitación universal
Ro es la densidad del gas
Mj y Rj son la masa y el radio de Jeans. Una región con masa mayor que Mj o tamaño
mayor de Rj es inestable y se colapsara.
Criterio de Jeans.
Jeans estudio la estabilidad de una parte esferica de una nube de gas uniforme en
densidad y temperatura . Por criterios termodinámicos definió criterios de
estabilidad. El criterio de estabilidad puede ser expresado también en forma
equivalente en función de una longitud en vez de una masa. Dicha longitud es
conocida como la longitud de Jeans. Todas las dimensiones de la esfera menores que
la longitud de Jeans son estables ante el colapso gravitatorio, mientras que
dimensiones mayores son inestables. Ver wikipedia.

3. Serie principal
HR
La formación de una estrella sigue varias fases, algunas descritas anteriormente, las
tres más importantes son:
1.- Compresión cuasi-isotérmica de una parte de un nódulo de Bock, partiendo de una
concentración de materia producida por ondas de choque y/o otros fenómenos.
Debido a la baja densidad en la materia, la energía gravitatoria se radia al exterior,
como infrarrojos, sin aumentar la temperatura, haciendo irreversible el proceso.
2.- Compresión cuasi-adiabática, conforme aumenta la densidad de la masa , la energía
gravitatoria se convierte en calor, pero la mayor parte se utiliza en aumentar la
temperatura y el resto, cada vez más pequeño, se radia en infrarrojos.
La temperatura en el centro de la estrella va aumentando y el plasma de H+D tiene
tanta temperatura, más de un millón de grados, que comienzan las reacciones
nucleares del deuterio. D + D  He + energía
En ese momento comienza la combustión nuclear hace crecer la temperatura hasta
que empieza el ciclo H-H ( más de 3 millones de grados). Las reacciones generan como
subproductos helio, boro ,carbono, oxigeno,….
3.- Reestructuración del plasma que rodea el núcleo de la estrella, para transmitir al
exterior todo el calor que se produce en el núcleo. Alimentación del núcleo con plasma
fresco.
El resto de la vida, en la serie principal del HR, es la lucha entre la presión gravitatorio
y la presión térmica. Si no se consigue el equilibrio se generan fenómenos catastróficos
para la estrella.

4. Serie principal
HR
Compresión
Cuasi-isotérmica
Tra. ~ constante
Compresión
Cuasi-adiabática
Tra. crece rápidamente
Bok
Bok
Estable según
Jeans
Nódulo de
Gas frio:
75% H2
25% He
Trazas D
Metales
Inestable
Protoestrella

6. Serie principal
HR
La estructura interna de una estrella es desconocida, pero se puede estimar en función de los
modelos de simulación.

8. Serie principal
HR
Lo que podemos observar de una estrella, es su capa externa, la cromosfera:
- la masa, si es múltiple
- tipo de estrella
- el color y su evolución.
- la luminosidad relativa y sus variaciones.
- su espectro y su evolución (composición, temperatura, giros,
polarizaciones ).
- su campo magnético.
- sus movimientos respecto al fondo.
- pertenencia a cúmulos cerrados y comparación con sus hermanas.
No conocemos nada de su estructura interna, solo podemos ver sus capas
exteriores. Cuando los telescopios de neutrinos sean más sensibles, podremos investigar su
estructura interna.
Aunando los conocimientos de física atómica, termodinámica, física de plasma , hidrodinámica
y electromagnetismo, los físicos diseñan modelos informáticos de simulación de estrellas
cada vez más afinados.
La mayoría de las simulaciones estelares no contemplan la interacción del campo magnético
con el plasma, porque los modelos se hacen demasiado complejos.
La observación de la evolución temporal de los distintos tipos de estrellas ha permitido
contrastar los resultados de las simulaciones y la realidad.

9. Serie principal
HR
Maquina térmica Estelar/Solar

10. El núcleo es la esfera o esferoide central, donde se producen las reacciones nucleares. En el
se producirán todas las reacciones nucleares compatibles con la temperatura y los
Componentes.
El núcleo es pequeño con respecto al resto la estrella. Aumenta de tamaño con el tiempo.
La temperatura del núcleo es como mínimo mil veces mayor que la de la cromosfera.
El núcleo en muchos casos puede estar estratificado en distintas capas ( como una
cebolla), estando la capa más externa enriquecida en H+ y la más profunda en elemento
mas pesados, pudiendo llegar hasta el hierro y metales cercanos.
Lo que no es núcleo es el resto de estrella, formado por plasma (temperatura > 1000ºC).
Las propiedades de esta capa no son uniformes. En algunos casos, gigantes y
supergigantes,la densidades del plasma es muy pequeña en las capas más externas.
Las estrellas pueden tener campo magnético y girar de modo diferencial, como nuestro Sol.
Lo que podemos observar son las finas capas del exterior, la cromosfera y la fotoesfera.

11. Permanencia en la
serie principal

12. Serie principal
HR
La combustión nuclear empieza con alrededor de un 75% de hidrógeno, un poco de
deuterio y un 25% de helio, junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo
del Sol, con unos 3*10^6 ºK, el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la
cadena protón-protón H-H o p-p:
H + H  D + (e+) + neutrino (2.0 MeV + 0.5 MeV)
H + D  He3 + neutrino (5.5 MeV)
He3 + He3  He4 + H1 +H1 (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan simplificadas como la reacción global:
4 * H1  He4 + 2* (e+) + 2 * neutrinos (26.7 MeV)
El Helio sufre el bombardeo de protones ( proceso P) , neutrones ( procesos R y S) y
particulas alfa y progresivamente generan elementos más pesados ( Litio, Boro,
Berilio, Carbono, .....), hasta llegar al hierro.
En estrellas más masivas, el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por
el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. La cantidad de carbono en el núcleo
aumenta y empieza a funcionar el ciclo CNO que compite con el ciclo H-H en
producción de energia .El carbono actua como catalizador.
En el núcleo el H y sus isotopos, el He y los metales están perfectamente mezclados y se
producen todas las reacciones compatibles con la temperatura/energia del núcleo.

13. ¿ Por que la reacciones nucleares necesitan temperaturas tan altas ?
Para que se produzca una reacción nuclear es necesario que las partículas se acerquen
muchísimo, hasta donde la fuerza fuerte del núcleo empiece a tener efecto.
Como las partículas tienen cargas positivas, la repulsión electrostática se opone al
acercamiento. Necesitan energía para superar la barrera electrostática.
Sin embargo el efecto túnel ayuda a burlar esa barrera.
La composición de las dos curvas origina una curva, el pico
de Gamow, donde la reacción se ve favorecida en un
rango de energías. Para cada proyectil-blanco, la curva es
distinta. Hay una correlación entre la energía media del
plasma y su temperatura.
Efecto tunel:
mayor energía,
Mayor % de
Penetración.

14. Serie principal
HR

16. Serie principal
HR
Ciclo CNO

17. a
Competencia entre los
ciclos H-H y el ciclo CNO.
Ciclo CNO y ciclos
Ampliados.

18. Las capas de plasma que rodean al
núcleo se tienen que configurar
óptimamente para llevar a la
superficie todo el calor que genera
el reactor nuclear en cada
momento.
Los tres mecanismo son:
conducción, convección y radiación.
La configuraciones adoptadas pueden ser las de la figura, pero que quede claro que realmente
se usan simultáneamente los tres mecanismo, lo que pasa que en función de la masa de la
estrella unos prevalecerán respecto a los otros en determinadas zonas.
Otra cosa que puede hacer la estrella, para radiar más calor, es aumentar el diámetro y con
ello su superficie radiante. Incremento proporcional al incremento al cuadrado del radio.
Otra posibilidad para radiar más energía, es aumentar su temperatura superficial y con ello
cambia su calificación estelar. En este caso el aumento es proporcional a la cuarta potencia
del incremento de la temperatura superficial.
Si el calor producido en el reactor baja, la estrella se contraerá y con eso aumentara la
temperatura y la presión en el reactor. Si hay combustible disponible generara más calor y
alcanzara un nuevo equilibrio estable o quedara oscilando entre los dos estados .
Si el cambio en la generación de calor es muy rápido, estos mecanismos no serán suficientes.

19. La fase final
Una vez estabilizada, la estrella entra en la serie principal y en ella pasa la mayor parte de su vida. La duración de
esta fase depende de su masa. Cuanto más masa menos tiempo.
Las inestabilidades se producen cuando se ha consumido la mayoría del hidrogeno y el aporte desde el plasma
exterior al núcleo no es suficiente. La estrella intenta adaptarse a la cantidad de calor que tienen que emitir.
La caída en la producción de calor genera la inestabilidad de la estrella y entra en su fase de vejez y posterior
muerte.
Comienza su peregrinación por el diagrama HR.
Todo lo que se describe a continuación es una mezcla de observación de los fenómenos superficiales de la
estrella y los resultados obtenidos por las simulaciones, puesto que, como hemos dicho, el interior de una
estrella nos es desconocido.
Las imágenes y diagramas no son mas que representaciones simplificadas, para ayudar a comprender los
fenómenos que se producen y evidentemente las zonas no están tan bien definidas y algunos los fenómenos son
simultáneos y /o entrelazados.
No hemos tratado los efectos del campo magnético y la rotación sobre la evolución de las estrella masivas, pero
sabemos que en el caso de las estrellas de neutrones sus efectos son muy importantes.
Se especula y esta en fase de comprobación que existen estrellas de quark, intermedias entre las estrella de
neutrones y los agujeros negros.

20. Muerte estelar
Muerte estelar

21. La vida de una estrella transcurre plácidamente desde las primeras etapas de
su nacimiento hasta su madurez en la secuencia principal del Diagrama HR.
Llegara a su vejez más rápidamente mientras más elevada sea su masa, debido
al rápido consumo de su combustible nuclear.estrell
En la vejez abandona la secuencia principal y su evolución estará condicionada
por su masa y en mucha menor medida por su rotación, su campo magnético y su
metalicidad. También guardará un recuerdo de sus orígenes ( la famosa función
Gamma ).
Una estrella es un enorme globo de plasma donde luchan continuamente dos
fuerzas, la gravitatoria debido a su masa, que intenta comprimirla y la energía
térmica que quiere expandirla. Como hemos visto, el perfil, hacia el centro, de su
densidad, temperatura y presión no es lineal.
El comportamiento del gas es distinto al que estamos acostumbrado en la Tierra,
el gas no se expande cuanto puede, en el caso de una estrella los átomos y el
plasma están sometidas a tres tipos fuerzas, a la fuerza térmica, a la gravitatoria
y a la electromagnetica. En el núcleo las fuerzas preponderantes son la
electromagnética, la fuerte y la débil.

22. Serie principal
HR
Cuando este equilibrio de fuerzas se rompe a favor de una de ellas se producirán
fenómenos más o menos violentos, que intentaran restablecer el equilibrio perdido.
En casos extremos este equilibrio no se conseguirá, con resultado catastrófico para la
estrella. En otros casos quedara oscilando entre dos estados, compresión y expansión.
En la serie principal en la mayoría de las estrellas hay equilibrio entre la energía
producida por las reacciones nucleares de fusión y la energía que emite la estrella.

23. Serie principal
HR
Por reacciones de fusión termonuclear, el
proceso “P”( absorción de protones), el proceso
“S” y el proceso “R”(absorción de neutrones), se
van formando núcleos más pesados con
generación de calor, pero con menor eficiencia.
Al llegar al hierro, según, se aprecia en la gráfica
superior derecha, los procesos son endotérmicos
y roban calor al núcleo.
La gráfica inferior indica los porcentajes de
formación de “metales” de una estrella masiva
típica

24. Estrella de quark

25. estrella de quark

26. Serie principal
HR
Como ejemplo, veremos con detalle la posible evolución en el tiempo de nuestro Sol.
En toda la evolución que describiremos a continuación hay que distinguir entre los procesos
nucleares que ocurren en el núcleo y sus alrededores y los efectos que producirán en las
capas más externas y en la superficie.
Las estrellas son sistemas dinámicos en que todas las partes interaccionan.
Estos cambios se representaran con la ayuda del diagrama HR. Hay que tener en cuenta
que es este diagrama se representa la temperatura superficial y la luminosidad,
no el tiempo. Una traza larga en el diagrama HR no indica mucho tiempo.
El tiempo se representara en un diagrama adjunto o por notas incluidas en el diagrama
HR. Esto produce cierta confusión.

27. Esta estructura estelar que hemos descrito se mantiene, aunque poco a poco la estrella
aumente de temperatura y se comprime, hasta que el hidrógeno del núcleo se va acabando y
sólo queda helio.
Entonces, la estrella abandona la secuencia principal e inicia el camino hacia su “muerte”. Sin
embargo, es ahora cuando las cosas pueden tomar rutas muy diferentes, dependiendo del
tamaño de la estrella. De hecho, como ya mencionamos anteriormente, si la estrella es muy
pequeña la fusión es tan lenta, que aún no han muerto ni las primeras que se formaron en el
Universo, irán perdiendo energia hasta que su temperatura llega a ser tan baja que cristalizan.
Se piensa que estas estrellas tan pequeñas “mueren” igual que vivieron: discretamente.
Pero si la masa es parecida al Sol, las cosas se ponen más
interesantes.
Se trata de un asunto especialmente interesante para
nosotros porque nuestro Sol se convertirá en una de ellas
en unos 5.500 millones de años. Es además un proceso
muy común, ya que todas las estrellas medianas recorren
el camino que vamos a describir.
La estrella ha consumido todo el hidrógeno del núcleo,
que es ahora una bola de helio rodeada aún del resto de
la estrella, que sigue siendo, en su mayor parte,
hidrógeno.

28. Según la estrella se va comprimiendo, al ser de un tamaño suficientemente grande,
llega un momento en el que el hidrógeno que se encuentra justo rodeando el núcleo
de helio se calienta tanto que se produce un renacimiento: ¡empieza la fusión del
hidrógeno otra vez!.
Pero ya no es la misma fusión que durante la larga estancia de la estrella en la
secuencia principal — ahora no se trata del núcleo, sino de una capa externa que
rodea al núcleo. Para empezar, esta compresión ha calentado el hidrógeno a
temperaturas mayores que las que tenía el del núcleo y, además, el volumen total que
se está fusionando es mayor que el que había en el pequeño núcleo (recuerda que el
volumen de una esfera es proporcional al cubo del radio, de modo que esta capa tiene
un volumen muy grande comparado con el del núcleo primitivo).

29. La estrella, con su renovada energía debido a
esta fusión más externa, se calienta muchísimo, a
la vez que consume hidrógeno a un ritmo mucho
mayor que en su juventud, y el proceso se
invierte, lejos de seguir comprimiéndose, ahora la
estrella se expande muy rápidamente,
aumentando muchas veces de tamaño y
haciéndose una verdadera gigante.
Sin embargo, esta rapidísima expansión produce
un efecto contrario, pues la estrella se enfría
según se expande, hasta que la temperatura de
su superficie disminuye para ser de sólo unos
pocos miles de grados.
A pesar de ser mas fría superficialmente, como
aumenta mucho su superficie, la estrella radia
muchísimo más.
La densidad de la estrella baja muchísimo, dado
que conserva la misma masa.
En los siguientes 250 millones de años el Sol
seguirá creciendo y su luminosidad irá en
aumento mientras que su superficie se tornará
más fría; al final de esta etapa será una
gigante roja de color intenso, con un diámetro
100 veces mayor que su tamaño actual y una
luminosidad 500 veces más intensa. Mercurio
será tragado por el Sol en esta etapa.

30. Para entonces el Sol habrá perdido bastante masa y los
planetas se habrán ido alejando de la estrella, de modo que la
Tierra no estará dentro del Sol.
Estaremos tan cerca de la superficie solar que la vida será
imposible en nuestro planeta debido a la elevada
temperatura, los océanos se habrán evaporado.
Las rocas de Venus se volverán líquidas, y el pequeño
Mercurio no conseguirá escapar a una órbita suficientemente
alejada y será absorbido por el Sol.

31. Según la capa de hidrógeno que rodea el núcleo se va convirtiendo en helio, la zona central
de la estrella se comprime y calienta, ya que el helio es mas denso que el hidrógeno, hasta
que llega un momento en el que se alcanza una temperatura suficientemente alta (al menos
cien millones de kelvins) como para que el propio helio empiece a fusionarse.
Lo que sucede entonces puede parecer contradictorio: el núcleo se expande, pues se ha
calentado mucho, pero la estrella es de un volumen tan enorme que las capas exteriores
casi no sufren cambio. De hecho, al no haber ya un núcleo de helio muy denso, la fusión
masiva del hidrógeno alrededor de él disminuye, de modo que, paradójicamente, la
cantidad de energía producida por la estrella en su conjunto disminuye.

32. Serie principal
HR
El Be8 es un isotopo muy inestable y
se necesita una tasa alta de
bombardeo con partículas alfa para
terminar el proceso triple alfa. La
reacción solo es viable a muy altas
temperaturas y grandes presiones.
El 8Be producido durante la primera etapa es
muy inestable y se desintegra en dos núcleos
helio en 2,6x10-16segundos.

33. La estrella se comprime y alcanza en el núcleo los 100 millones de grados, necesarios para
disparar el proceso triple alfa del helio.
La cuestión es que este proceso triple alfa se produce más rápido cuanto mayor es la
temperatura, no aumenta de velocidad linealmente con la temperatura, sino con T^30.
Es una enorme sensibilidad a los cambios de temperatura.
Si cualquier condición varía levemente en el núcleo de helio y la temperatura aumenta,
aunque no sea mucho, el proceso puede acelerarse de manera brusca, produciendo
energía más rápidamente, que aumenta la temperatura, etc.
Por eso, a veces, las estrellas que están fusionando helio en el núcleo empiezan, de
repente, a consumirlo a una enorme velocidad, y en minutos pueden perder cantidades
ingentes de helio y producir una intensa emisión de energía, lo que se denomina un flash
de helio.
En general, las cosas son muy bruscas: hay expansiones y contracciones repentinas y
terribles.

34. Rama asintótica gigante
Llegado el momento, el helio del núcleo de la estrella se agota de la misma manera que
antes se agotó el hidrógeno al final de la secuencia principal. La estrella pasa entonces a
quemar el helio en capa y la estrella vuelve a escalar el diagrama H-R mientras su
temperatura superficial se reduce y la estrella se vuelve a hinchar. Como la trayectoria
seguida se asemeja a la que hizo antes en la fase de gigante roja, esta fase se conoce
como la rama asintótica de las gigantes . La estrella acabará hinchándose hasta un
tamaño de aproximadamente el doble del que consiguió en la fase de gigante roja.
En esta fase la estrella alcanza la mayor luminosidad que jamás conseguirá, ya que al
terminarla se quedará sin combustible nuclear. En ella se producen el segundo y el tercer
ciclo, en los que material reprocesado nuclearmente aflora en la superficie.
Al final de esta fase la estrella puede conseguir reactivar el quemado de hidrógeno en
una capa relativamente externa de la estrella. La posibilidad de quemar dos especies
distintas (hidrógeno y helio) en dos regiones de la estrella inducirá una inestabilidad que
dará lugar a pulsos térmicos, los cuales causarán un fuerte aumento en la pérdida de
masa de la estrella. Así, la estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma
de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por
convertirse en una enana blanca.

35. Serie principal
HR
Convergente con la
secuencia principal
se dibuja una línea
que indica el final de
la fusión de H en el
núcleo y se produce
un pequeño
aumento en la
luminosidad, además
la estrella abandona
la secuencia
principal.

36. El Sol no durará mucho en este estado. En sólo 250 millones de años su fase de
gigante roja terminará bruscamente, se agotará prácticamente todo el hidrógeno y
el centro del Sol se contraerá de nuevo; esta contracción irá aumentando la
temperatura central que finalmente alcanzará un valor de 300 millones de grados.
A esta temperatura se produce el encendido del helio en el núcleo del Sol será un
suceso explosivo que se llevará a cabo en unos cuantos minutos, por lo que se le
conoce como "el flash de helio". Esta explosión arrojará al espacio una cantidad
considerable de la masa del Sol, tal vez un tercio de ella, después de lo cual la masa
restante se contraerá y el Sol se reducirá a sólo 10 veces su tamaño actual y su color
se volverá anaranjado debido a una mayor temperatura superficial.
La materia expulsada al espacio formara
una nebulosa planetaria, que se disipara
con rapidez. La nebulosa planetaria es
observable mientras la enana blanca es
lo suficientemente caliente como para
ionizar el hidrógeno que es su
componente principal; este periodo dura
unos 10.000 años.

37. Serie principal
HR
El Be8 es un isotopo muy inestable
y se necesita una tasa alta de
bombardeo con partículas alfa para
terminar el proceso triple alfa. La
reacción solo es viable a muy altas
temperaturas y grandes presiones.
El 8Be producido durante la primera etapa
es muy inestable y decae otra vez en dos
núcleos de helio en 2,6·10-16segundos.

38. Quedara el núcleo con una temperatura superficial será muy alta, del orden
de 10,000 grados, por lo que se verá brillar con luz blanca; el Sol se habrá
convertido entonces en una enana blanca.
Esto ocurrirá cuando el Sol tenga alrededor de 15000 millones de años de
edad, dentro de unos 10,000 millones de años. Su luminosidad será entonces
de un milésimo de la actual, la Tierra se enfriará lentamente y tal vez, si logra
retener sus nubes de vapor, las cuencas de sus océanos se llenarán de nuevo
y se helaran.
El núcleo del Sol, ya casi en su totalidad de carbón, que ha quemado ya su
helio, nunca alcanzará temperaturas suficientemente altas para quemar el
carbón.
De ahí en adelante el Sol seguirá encogiéndose y enfriándose, pasando del
blanco al infrarrojo. El Sol posiblemente cristalizará en diamantes.
Perdurara un sistema solar sin Mercurio y Venus. La Tierra se enfriara por
radiación y por el poco aporte de calor del Sol.
La Tierra quedara estéril.
Nuestro sistema solar será prácticamente invisible. HR

40. Serie principal
HR

41. estrella de quark

44. Serie principal
HR

45. Serie principal
HR
Gracias por su amable atención.
¿ Preguntas ?
Referencias: Wiki pedia
La vida privada de las estrellas.

52. En los siguientes 250 millones de años el Sol seguirá creciendo
luminosidad irá en aumento mientras que su superficie se tornará más
al final de esta etapa será una gigante roja de color intenso, co
diámetro 100 veces mayor que su tamaño actual y una luminosidad
veces más intensa. Mercurio será tragado por el Sol en esta etapa.

53. Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500 millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres ve
ÉstasproduciránunanuevaexpansióndelSolyenlos1500
Éstas producirán una nueva expansión del Sol y en los 1 500 millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de tres
veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces
superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.Se producirá una nueva expansión del Sol y en los 1 500
millones de años siguientes alcanzará un diámetro de más de
tres veces su tamaño actual y su luminosidad será también tres
veces mayor. La temperatura en la Tierra será para entonces
superior al punto de ebullición del agua y todos los océanos
hervirán, evaporándose y concentrándose en densas nubes.
El Sol será entonces lo que se conoce como una subgigante
roja, pues su temperatura superficial disminuirá y su apariencia
se tornará rojiza.

54. Serie principal
HR

55. Serie principal
HR

56. Serie principal
HR

57. Serie principal
HR
Evolución de las estrellas
en función de la masa que
tiene en la serie principal
.
Es interesante recordar
que el diagrama HR no
hace referencia al tiempo,
algunos estadios duran
millones de años y otros
procesos terminan en
minutos.
También hay que tener en
cuenta que el estado final
al que llega la estrella no
depende de su masa en la
serie principal, sino de la
masa a la que llega la
estrella después de sufrir
procesos muy violentos
con gran expulsión de
materia.

58. Estrella de quark

61. los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hlos cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hlos cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hlos cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hlos cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hlos cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos h
los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno nuclear de fusión que cada vez tendrá menos
hidrógeno y más hielo. Como consecuencia de esto, el Sol se hará más caliente y más brillante. En unos 1 500 millones de años
a partir de ahora su luminosidad será un 15% mayor que la actual y el helio de los casquetes polares en la Tierra se derretirá
totalmente.
Los cambios más importantes se irán originando en el interior del Sol, en el horno
nuclear de fusión que cada vez tendrá menos hidrógeno y más helio.
La convección que alimenta nuevo hidrogeno al núcleo decrece en eficacia.
El Sol se hará más caliente y más brillante.
En unos 1 500 millones de años, a partir de ahora, su luminosidad será un 15% mayor
que la actual y el hielo de los casquetes polares en la Tierra se derretirá totalmente.

62. Serie principal
HR
Anexo

63. Serie principal
HR

64. Serie principal
HR

65. Serie principal
HR

66. Serie principal
HR

67. Serie principal
HR

68. Serie principal
HR

69. Serie principal
HR

70. Serie principal
HR

71. Serie principal
HR

72. Serie principal
HR

73. Serie principal
HR

74. Serie principal
HR

75. Serie principal
HR

76. Serie principal
HR

77. Serie principal
HR

78. La temperatura del Sol no aumentará de forma indefinida; dentro de unos 4 o 5 000
millones de años, el Sol prácticamente habrá quemado todo el hidrógeno de su
núcleo y lo habrá convertido en helio; para entonces su luminosidad será casi el
doble de la actual y su tamaño habrá aumentado en un 40%. La convección de la
capas externas con las capas más internas no será capaz de alimentar de hidrogeno
al núcleo. Las reacciones de fusión en su núcleo empezarán a extinguirse y ya no
habrá presión suficiente para
La temperatura del Sol no aumentará de forma indefinida; dentro de unos 4 ó 5,000
millones de años, el Sol prácticamente habrá quemado todo el hidrógeno de su núcleo
y lo habrá convertido en helio; para entonces su luminosidad será casi el doble de la
actual y su tamaño habrá aumentado en un 40%.
La convección de la capas externas hacia las capas más internas no será capaz de
alimentar suficiente hidrogeno al núcleo. Las reacciones de fusión en su núcleo
empezarán a extinguirse y ya no habrá presión suficiente para mantener su tamaño;
empezará a contraerse y con ello a calentarse más, y nuevas reacciones de fusión de
hidrógeno se iniciaran ahora en las capas circundantes al núcleo ya agotado.

79. Serie principal
HR

80. Serie principal
HR